Termisk stråling

Termisk stråling kjem av at atomane eller molekylane i ein gass eller eit fast stoff kolliderer og vibrerer. Det betyr at de hele tiden er akselerert, og alselererte gjenstandar sender ut elektromagnetisk stråling. Denne strålingen varierer med temperaturen til det objektet som den kjem frå. Eks: sola ei lyspære og universets bakgrunnstråling. Termisk stråling kalles på engelsk blackbody radiation, og studiet av denne strålingen sette i gang noke som skulle komma til å forandra heile fysikkens grunnlag, nemlig kvantefysikken.

Utfordringen

I 1859 fant Gustav Kirchhoff ut at energien til den termiske strålinga bare var avhengig av temperaturen T og frekvensen f. Han utfordra fysikarane til å finna denne funksjonen, og i 1879 foreslo Josef Stefan på bakgrunn av eksperimentelle data, at den totale energien E var proporsjonal med temperaturen i fjerde potens. Og i 1884 kom Ludwig Boltzmann teoretisk fram til same konklusjon ved å bruka termodynamikken og Maxwell sin elektromagnetiske teori, med andre ord klassisk fysikk. Men dette resultatet, som no er kjent som Stefan-Boltzmanns lov, gjer ikke eit fullstendig svar på Kirchhoff sin utfordring sidan loven ikkje gir løysinga på frekvensavhengigheten.

Problemet

Plancks kollega i Berlin, Wilhelm Wien, foreslo i 1896 ein formel (NB, denne er ikke den samme som Wiens forskyvingslov) som inntil midten av året 1900 beskreiv observasjonane. Men sjøl om denne løysinga stemmer godt med observasjoner for korte bølgelengder, viste Rubens and Kurlbaum at den braut saman i det infraraude, dvs. for lange bølgelengder. I England hadde Lord Rayleigh og Sir James Jeans også kome fram til ein formel som seinere blei kalla Rayleigh-Jeans strålingslov. Denne formelen stemte rimelig bra med målinger for store bølgelengder, men var åpenbart ikkje korrekt, sidan den gjekk mot uendelig for små bølgelengder. Med andre ord, den den passa for lavenergetisk stråling men ikkje høyenergetisk. Dette kallast ofte for den "ultrafiolette katastrofen".

Løysinga

I oktober 1900 fekk Max Planck besøk av Rubens som forklarte dei nye eksperimentelle resultata for han, og innan eit par timar etter at Rubens reiste, hadde Planck gjetta den korrekte formelen for Kirchhoff sin J funksjon, ein formel som kombinerte dei to eksisterande teoriane, Wiens og Rayleigh-Jeans, og som i dag kallast Plancks strålingslov. Dette var imidlertid i første omgang kun ein matematisk formel som passa med dei nyaste eksperimentelle data. For Planck var ein empirisk formel utilfredsstillande, og han ga seg straks i kast med å utleda den frå grunnleggande prinsipp. Det eineste som kunne gi det riktige svarer var å anta at energien bare kunne absorberast og sendast ut i diskrete (eller kvantiserte) verdiar. Dei kvantiserte energiane var proporsjonale med frekvensen. Dette var på den tid ein veldig radikal hypotese utan eksperimentell basis, og det tok lang tid før den var allment akseptert. Men tildelingen av Nobelprisen i fysikk i 1918 til Planck markerte den endelige og fulle aksepten for hans store innsats og revolusjonerande arbeid.

Fotonet og kvantefysikkens start.

Plancks kvantehypotese seier altså at den utsendte energien E er kvantisert og proporsjonal med strålingens frekvens f:

E = hf

Proporsjonalitetsfaktoren h , som seinare fekk navnet Plancks konstant eller Plancks virkningskvant, er ein fundamental naturkonstant. Den har enheten joule x sekund (Js), og den beste verdien i dag er 6,62606876 x 10^-34  Js. Planck sjøl beregna den til å vera 6,55 x 10^-34  Js, altså bare ca. 1 % avvik fra dagens verdi. 

Testing av hans teori og måling av h , blei eit livlig forskningsfelt, men Planck sjøl var ikkje heilt fortrolig med disse kvantane. Men Albert Einstein  førte ideen vidare. I 1905 studerte han den fotoelektriske effekten som ikkje kan forklarast frå elektromagnetisk teori. Han sa at energikvantane hadde ein fysisk realitet. Dette betydde at lyset sjøl var kvantisert og at det måtte finnast ein lyspartikkel: fotonet. Einstein fikk nobelprisen for dette i 1921.